Woher wissen wir, dass sich Schwarze Löcher drehen?

Woher weiß man, ob sich ein Schwarzes Loch dreht oder nicht?

Wenn sich ein Planet dreht, können Sie ihn deutlich sehen, aber Sie können ein schwarzes Loch nicht wirklich sehen.

Das nächste wäre, dass Materie mit angrenzender Materie interagiert und wir sehen könnten, in welche Richtung sich die Materie dreht, die die BH umgibt (wie wenn Sie einen Ball auf dem Wasser drehen, würde sich das Wasser auch in die gleiche Richtung drehen), aber Materie kann nicht interagieren von innerhalb des Ereignishorizonts nach außen, sodass die Materie direkt am Ereignishorizont nur mit der Schwerkraft interagiert (so wie der BH keine Reibung aufweist).

Jetzt die Schwerkraft. Ich würde denken, dass Sie die Unterschiede in der Schwerkraft messen könnten, wenn ein großes Objekt nicht perfekt gleichförmig ist, aber ich denke, ein BH hat auf allen Seiten die gleiche Anziehungskraft.

Was vermisse ich hier? Wie kann man überhaupt feststellen oder durch Beobachtung feststellen, dass sich ein Schwarzes Loch dreht, oder noch besser messen, wie schnell es ist?

Das Gravitationsfeld der sich drehenden Materie oder eines sich drehenden Schwarzen Lochs bewirkt, dass sich Materie um sie herum zu drehen beginnt. Dies wird " Frame Draging " oder "Gravitomagnetismus" genannt, wobei der letztere Name von der Tatsache herrührt, dass er dem magnetischen Effekt der Bewegung elektrischer Ladungen sehr ähnlich ist. Das Vorhandensein von Gravitomagnetismus ist an die endliche Gravitationsgeschwindigkeit gebunden, so dass es in der Newtonschen Gravitation nicht existiert, wo diese Geschwindigkeit unendlich ist, aber in der allgemeinen Relativitätstheorie vorhanden ist, und für Schwarze Löcher ist sie groß genug, um nachweisbar zu sein.

Aus rein theoretischen Gründen gehen wir davon aus, dass sich alle Schwarzen Löcher drehen, da ein nicht drehendes Schwarzes Loch mit einer Winkelgeschwindigkeit von genau Null mit einem drehenden Schwarzen Loch identisch ist und es keinen Grund gibt, warum die Winkelgeschwindigkeit eines Schwarzen Lochs genau ist Null. Im Gegenteil, weil sie so viel kleiner sind als die Materie, die zusammenbricht, um sie zu erzeugen, sollte sogar ein kleiner, zufälliger Nettodrehimpuls der zusammenbringenden Materie zu einem sich schnell drehenden Schwarzen Loch führen. (Die klassische Analogie dafür ist ein Eisläufer, der sich schneller dreht, wenn er die Arme einzieht.)

Die innerste stabile Kreisbahn ist je nach Rotationsgeschwindigkeit unterschiedlich. Akkretionsscheiben erstrecken sich bis zum ISCO, sodass sich beobachtbare Änderungen ergeben. Aus dem Spin supermassiver schwarzer Löcher :

Für (maximalen Spin im prograde Sinne relativ zu dem umlaufenden Partikel), haben wir . Dies ist derselbe Koordinatenwert wie der Ereignishorizont, aber tatsächlich ist das Koordinatensystem an dieser Stelle singulär und es gibt einen endlichen richtigen Abstand zwischen den beiden Stellen. Wenn a abnimmt, nimmt monoton über wenn , um ein Maximum von zu erreichen, wenn$a=1$$r_{isco}=M$$r_{isco}$$r_{isco}=6M$$a=0$$r=9M$$a=−1$ (maximaler Spin rückläufig zum umlaufenden Teilchen). Wie wir unten diskutieren, legt der ISCO eine effektive Innenkante für die Akkretionsscheibe fest (zumindest für die Scheibenkonfigurationen, die wir hier betrachten werden). Die Spinabhängigkeit des ISCO führt somit direkt zu spinabhängigen Observablen. Wenn der Spin zunimmt und der Radius des ISCO abnimmt, wird die Scheibe effizienter beim Extrahieren / Abstrahlen der Schwerkraftbindungsenergie des akkretierenden Materials, die Scheibe wird heißer, die mit der inneren Scheibe verbundenen zeitlichen Frequenzen nehmen zu und die Rotverschiebungen der Schwerkraft nehmen zu Scheibenemission erhöht werden.

Empirisch durch an den Spektren der Akkretionsscheiben suchen , können wir schätzen .$a$

Das Gravitationsfeld eines Schwarzen Lochs hängt sowohl von seiner Masse als auch von seinem Spin ab. Dies hat eine Reihe von beobachtbaren Konsequenzen:

• Wie in Anders Sandbergs Antwort erwähnt, gibt es eine kleinstmögliche Kreisbahn um ein Schwarzes Loch (ISCO), deren Radius vom Spin des Schwarzen Lochs abhängt. Wenn Sie also sehen, dass Materie ein Schwarzes Loch in einer Akkretionsscheibe umkreist, gibt die innere Kante eine untere Grenze für den Spin.
• Wenn zwei Schwarze Löcher verschmelzen, setzt sich das resultierende Objekt durch Oszillieren und Aussenden von Gravitationswellen mit einer charakteristischen Frequenz und Abklingrate ab, die durch die Masse und den Spin des endgültigen Schwarzen Lochs bestimmt werden. Bei lauten Fusionen (wie GW150914) kann dieser sogenannte Ringdown gemessen werden, der ein direktes Maß für die Masse und den Spin des gebildeten Schwarzen Lochs liefert.
• Vor einer solchen Fusion beeinflussen die Drehungen der einzelnen Schwarzen Löcher die Entwicklung der Inspiration, die sich auf die beobachtete Gravitationswellenform auswirkt. Durch Vergleichen der beobachteten Wellenform mit theoretisch erwarteten Schablonen für verschiedene Drehungen kann man versuchen, die Drehungen der verschmelzenden Schwarzen Löcher zu messen. (Die bislang am häufigsten beobachteten (veröffentlichten) Fusionen könnten damit vereinbar sein, dass beide BHs nicht rotieren.)
• Der Spin eines Schwarzen Lochs beeinflusst auch, wie es Licht ablenkt. Folglich können die Bilder des Schattens eines Schwarzen Lochs, wie sie vom Ereignishorizont-Teleskop aufgenommen wurden, verwendet werden, um die Drehung des Schwarzen Lochs zu bestimmen (wenn wir es zufällig im rechten Winkel betrachten).

In Wie erwähnt Rorys Kommentar , ein Objekt im Raum muss zu einem bestimmten Zeitpunkt in der Zeit acquire Spin. Jedes Objekt hat die Schwerkraft, und bei einer Rotationsrate von Null würde es keinen Spin haben, sobald es mit einem anderen Objekt in Kontakt kommt, wird ihm ein Spin verliehen.

Es ist zwar wahr, aber unwahrscheinlich, dass es von einem anderen Objekt getroffen werden könnte, das seine Drehung genau aufhebt. Es ist nur eine Frage der Zeit, bis ein weiteres Objekt auftaucht. Daher ist die Wahrscheinlichkeit, dass sich Objekte im Weltraum drehen, weitaus höher.

Siehe zum Beispiel das SXS Collaboration Video: " Inspiral and Merger of Binary Black Hole GW151226 ":

Der Drehimpuls ist das Rotationsäquivalent des linearen Impulses und einer konservierten Größe - der Gesamtdrehimpuls eines geschlossenen Systems bleibt konstant. Je höher die Dichte, desto schneller dreht sich das Objekt, um seinen Drehimpuls zu erhalten.

Für alle, die zusätzliche Informationen benötigen, füge ich die folgenden Referenzen hinzu:

• " Rückschlüsse auf Spins von Schwarzen Löchern und die Untersuchung von Akkretions- / Ejektionsströmen in AGNs mit der Athena X-ray Integral Field Unit " (6. Juni 2019) von Didier Barret (IRAP) und Massimo Cappi (INAF-OAS):

  " Context . Aktive Galactic Nuclei (AGN) -Anzeige komplexe Röntgenspektren , die eine Vielzahl von Emissions- und Absorptionseigenschaften aufweisen, die als eine Kombination aus i allgemein interpretiert werden) , um eine relativistischen verschmierten Reflexionskomponente, aus der Bestrahlung einer Akkretionsscheibe DURCH eine kompakte harte Röntgenquelle, ii) eine oder mehrere warm / ionisierte Absorptionskomponenten, die durch AGN-gesteuerte Abflüsse erzeugt werden, die unsere Sichtlinie kreuzen, und iii) eine nicht-relativistische Reflexionskomponente, die durch weiter entfernte Materialien erzeugt wird Beschlag kann somit das schwarze Loch Spin zu beschränken verwendet werden, um die Geometrie und die Eigenschaften der Akkretion Strömung sowie der Abflüsse und die Umgebung des schwarzen Loches.
  Ziele. Wir untersuchen, wie ein hochauflösendes Röntgenspektrometer mit hohem Durchsatz, wie die Athena X-Ray Integral Field Unit (X-IFU), für dieses Ziel verwendet werden kann, indem das neueste Reflexionsmodell relxill in einer geometrischen Konfiguration mit einem Laternenpfahl verwendet wird .
  Methoden . Wir simulieren eine repräsentative Stichprobe von AGN-Spektren, einschließlich aller erforderlichen Modellkomplexitäten sowie einer Reihe von Modellparametern, die von Standard- bis zu extremeren Werten reichen, und betrachten Röntgenstrahlenflüsse, die für bekannte AGN- und Quasar-Populationen (QSOs) repräsentativ sind. Wir präsentieren auch eine Methode zur Schätzung der systematischen Fehler im Zusammenhang mit den Unsicherheiten bei der Kalibrierung der X-IFU.
  Ergebnisse$_g$
  . Die hier vorgestellten Simulationen demonstrieren das Potenzial der X-IFU zu verstehen, wie Schwarze Löcher angetrieben werden und wie sie ihre Wirtsgalaxien formen. Die Genauigkeit, mit der die in ihrer Röntgenemission kodierten physikalischen Modellparameter wiederhergestellt werden können, wird durch die einzigartige Fähigkeit der Röntgen-IFU erreicht, Emissions- und Absorptionskomponenten zu trennen und zu beschränken, schmal und breit. "

• " Observing Black Holes Spin " (27. März 2019) von Christopher S. Reynolds:

  "... Schwarze Löcher sind die einfachsten Objekte der Natur, die ausschließlich durch ihre elektrische Ladung (die in realistischen astrophysikalischen Umgebungen auf Null neutralisiert ist), Masse und Drehimpuls definiert werden.

  ...

  In diesem Aufsatz werde ich den aktuellen Stand und die zukünftigen Aussichten von Messungen des Schwarzloch-Spins untersuchen. In den letzten 20 Jahren waren quantitative Messungen des Spins das Gebiet der Röntgenastronomie, und diese Techniken werden weiter verfeinert, während sich die Qualität der Daten verbessert. Mit dem Aufkommen der Gravitationswellenastronomie haben wir jetzt ein völlig neues und komplementäres Fenster für das Drehen von Schwarzen Löchern. Darüber hinaus stehen wir an der Schwelle eines weiteren wichtigen Durchbruchs, der direkten Abbildung des Schattens des Ereignishorizonts durch die globale mm-Band-Interferometrie mit sehr langer Grundlinie, auch bekannt als Event Horizon Telescope (EHT). Wir betreten wahrhaftig einen Goldenbage für das Studium der Schwarzlochphysik und des Schwarzlochspins.

  ...

  
  $M$$J$$a = cJ/GM^2$$c$$G$$M$$a$
  $|a| > 1$

  Seite 3:

  
  Abbildung 1: Position einiger spezieller Bahnen in der Äquatorialebene eines Kerr-Schwarzen Lochs als Funktion des Spinparameters. Dargestellt sind die innerste stabile Kreisbahn (rote Linie), die kreisförmige Photonenbahn (blaue Linie), die statische Grenze (gestrichelte weiße Linie) und der Ereignishorizont (Begrenzung des Grautons). Positiver / negativer Spin-Parameter entspricht dem Spin, der relativ zur umlaufenden Materie (oder den Photonen) progressiv bzw. retrograd ist. Die vertikale gestrichelte rote Linie trennt die Fälle von Prograde und Retrograde. Kreisbahnen sind außerhalb der innersten stabilen Umlaufbahn stabil, werden jedoch innerhalb dieses Radius instabil (durch hellrote Schattierung gekennzeichneter Bereich). Kreisbahnen existieren nicht im Inneren der kreisförmigen Photonenbahn (Bereich, der durch eine durchgehende rote Schattierung gekennzeichnet ist). Der Vollständigkeit halber wird ein Schwarzes Loch mit 10 Sonnenmassen angenommen. Radien für andere Massen können mit linearer Proportionalität erhalten werden.

Eine Möglichkeit, das Gravitationsfeld außerhalb eines Schwarzen Lochs zu betrachten, besteht darin, dass es sich um eine Art fossilen oder gefrorenen Eindruck handelt. Es spiegelt die Schwerkraft der Materie wider, die sich in dem Moment gebildet hat / in das Schwarze Loch gefallen ist, als sie innerhalb des Ereignishorizonts "weggesperrt" wurde und daher nichts außerhalb beeinflussen konnte, einschließlich des Gravitationsfeldes.

Wenn die Materie zu diesem Zeitpunkt einen Nettodrehimpuls hatte, ist das Gravitationsfeld außerhalb des Schwarzen Lochs anders. Mathematisch wird es durch die Kerr-Lösung zu Einsteins Gleichungen anstelle der Schwarzschild-Lösung beschrieben. Dieser Unterschied kann auf verschiedene Arten beobachtet werden, beispielsweise im Verhalten von Licht oder Materie in der Nähe des Schwarzen Lochs.